Ciel Extrême numéro 30 COMPLET à lire (fichier pdf de 2

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ÉDITORIAL
Comment ne pas être enthousiaste
quand, ayant l’habitude de défendre la
pertinence des petits instruments dans
l’observation astronomique, un lecteur/rédacteur de CE annonce la découverte quasi-certaine (les professionnels sont en train de vérifier), d’un
amas ouvert avec une lunette de
60mm ! Bravo à notre ami Laurent
Ferrero, qui nous montre dans son article que la chance ne tombe pas toute
seule dans l’escarcelle mais qu’elle
doit être provoquée par une investigation sérieuse, et néanmoins accessible
à toute personne ayant Internet et
quelques connaissances de base sur
le sujet (vive les cours du CNED !)
L’autre événement maintenant bien
connu, que sont les RAPS 2003 avec
pour spectacle cette année un superbe
lever de soleil éclipsé, nous a fait
réfléchir sur le présent et le devenir de
CE. Cela m’a amené à refaire un petit
état des lieux, comme l’avait fait Yann
dans un précédent numéro. Depuis la
création de Ciel Extrême, 205 personnes ou clubs ont été abonnés au
moins une fois à la revue. Chaque année, le nombre d’abonnés augmente
progressivement jusqu’à atteindre une
valeur maximale à la fin de l’année
d’abonnement. Par exemple, pour
2002, 60 personnes ont renouvelé leur
abonnement, pour un total de 97 au
printemps 2003, juste avant la parution
du numéro d’avril. Cette année vous
étiez un peu plus nombreux (70) à renouveler immédiatement, pour atteindre 86 personnes à la parution du
présent numéro.
A ce jour, sur ces 86 lecteurs, 29 ont
un télescope de 200-210mm, 16 ont
un 250-260mm, 3 ont un 280mm, 4 ont
un 300mm, 2 un 318mm, 1 un 333mm,
2
5 un 350-360mm, 1 un T380, 9 un
400mm, 3 un 445-460mm, 2 un
530mm, et il y a un 560mm, un 760mm
et un 800mm. Quel parc instrumental !
78 télescopes de plus de 200mm. A
noter très peu de télescopes entre 120
et 200 mm (2 130mm, 2 150mm et 1
180mm). En dessous (24 instruments
plus petits, de la L60 à la L120 en passant par le T115), mes données sont
moins précises car à mon avis les possesseurs de gros instruments ne mentionnent pas toujours les plus petits.
En ce qui concerne la répartition des
abonnés, la carte di-dessous parle
d’elle même. Les départements grisés
sans numéro comptent 1 abonné. Il y a
également un lecteur pour chacun de
ces quatre pays : Allemagne, Belgique,
Luxembourg, et Suisse.
Répartition des abonnés à Ciel Extrême.
En couverture : M 4 (Sco), Cyril BAZIN
objectif-lunette 50/600 mm, suivi manuel sur
monture equatoriale, 10 mn de pose sur film
T.Max 3200 poussé à 6400 dans du HC110,
T=1? S=1?, 08/04/2002 au matin, au sud
d'Etampes (91).
Image de logo © David Malin, AAO.
Les Dentelles du Cygne
au filtre LP 2
P hilipp e ROUX
Pors Ar Goff
22300 PLOUMILLIAU
[email protected]
Lorsque je débutais l'astronomie, je me
suis longuement interrogé sur l'utilité
d'un filtre interférentiel pour l'observation du ciel profond. Un accessoire si
petit et onéreux pouvait-il vraiment
transformer l'image sortant de mon
télescope? C'est la lecture des compte-rendus d'observations de Ciel
Extrême qui a fini par me convaincre
d'acquérir ce type de matériel. Cet article n'a pas pour but de prêcher à un
public de convertis l'utilité des filtres
mais d'échanger avec vous mon expérience sur une marque de filtres encore
peu distribuée en France (au moins à
l'époque ou j'ai commencé à rédiger
cet article!).
LES FILTRES LP
Parmi les firmes présentes sur le marché des filtres interférentiels la plus
connue est certainement Lumicon. Les
produits phares (n'y voyez aucune pollution lumineuse ) comme le OIII, le
UHC et le LPR sont biens connus des
amateurs et ont déjà fait l'objet d'études approfondies dans Ciel Extrême
(voir la saga des filtres de Y. Pothier
[1]). La firme Lumicon ayant fait faillite,
beaucoup d'amateurs se tournent vers
MEADE qui propose aussi de tels
filtres. Depuis 1999, une autre firme
Thousand Oak optical [2] à fait une
entrée remarquée sur ce marché. En
proposant des filtres solaires pleine
ouverture à bas prix cette firme s'est
rapidement fait une place sur le mar-
3
ché et a pu étoffer son offre dans le
domaine des filtres interférentiels.
Thousand Oak Optical propose 4 filtres
pour le ciel profond :
LP1 : filtre à bande large type LPR
LP2 : filtre à bande étroite type UHC
LP3 : filtre OIII
LP4 : filtre H-beta
Comparés aux produits distribués par
MEADE ou LUMICON les filtres LP
affichent des prix vraiment intéressants : les modèles se vissant sur un
oculaire au coulant de 31,7 coûtent environ 90$ contre 145$ pour les autres
marques. Bien évidement ces prix ne
tiennent pas compte des taxes douanières et des marges des distributeurs
qui font grimper le prix final de 30% en
France (environs 135 Euros cf. [4]).
Quand je me suis intéressé à l'achat
d'un filtre j'ai alors constaté qu'il n'existait pas d'informations relative à la qualité de ces filtres "sur le terrain" i.e. aucun jugement d'utilisateur n'était accessible et les quelques courbes de
transmissions que j'avais trouvé sur le
web ne permettent pas de se faire une
idée précise de leur qualité réelle. Pensant que cette absence constitue un
obstacle pour ceux qui désire acheter
un filtre, j'ai voulu faire partager aux
lecteurs de CE ma première expérience sur le filtre LP2.
Pour réduire le coût d'achat d'un tel
accessoire, il est tentant de commander ces filtres outre-atlantique. Si vous
possédez une connexion Internet de
nombreux magasins mettent leurs
catalogues en ligne pour vous permettre d'acheter par correspondance
avec un paiement par carte bancaire
(internationale bien sûr). Si vous préférez avoir un contact direct avec le vendeur vous pouvez vous tourner vers
les commerçants Québécois. Les filtres étant petits, ils peuvent être facile-
ment protégés pour une expédition par
courrier, de plus un petit paquet échappera facilement aux douanes ...
Pour ma part j'ai acheté un filtre LP2 à
un vendeur Québécois trouvé sur
internet (le magasin s'appelait Lire la
Nature et le vendeur était tout à fait au
courant pour se type de vente vers
l'étranger) pour environ 100 Euros
(c'était
encore
des
Francs
à
l'époque !), l'expédition m'a coûté
environ 5 Euros et a pris une dizaine
de jours (mieux vaut s'assurer que le
matériel est en stock avant de passer
commande).
SUR LE TERRAIN ...
La cible la plus adapté à un filtre de
type UHC est certainement le groupe
de nébuleuses formant les dentelles
du Cygne. Il s'agit d'un rémanent de
supernova qui s'étale sur un champ de
près de 2 degrés. Il est composé de 3
parties (cf. la carte) :
NGC6960 : arc filandreux s'étendant
sur 1° de part et d'autre de l'étoile 52
du Cygne,
NGC6992 / 6995 : groupe plus large
situé à 2° à l'est du précédent (aussi
dénommé IC1340?),
NGC6974 / 6979 : masse triangulaire
venant compléter le tout un peu plus
au nord et à égale distance des deux
autres.
J'ai observé pour la première fois cette
nébuleuse en 1997 dans un TSC de
300mm à 75x. Malgré le diamètre déjà
important de l'instrument, l'observation
de NGC 6960 autour de 52 Cyg (hors
champ bien sûr) reste difficile et peu
impressionnante. Avec le diamètre
plus faible de mon TSC (200mm) l'obs-
4
ervation des dentelles m'a toujours
semblée impossible hormis lors de
nuits d'exceptionnelle qualité. Le reste
du temps les éventuels filaments bordant 52 Cyg se confondent souvent
avec la diffusion due à l'humidité se
déposant sur la lame de fermeture du
télescope ou avec des reflets parasites
dus à 52 Cyg. Bizarrement, je n'ai
jamais réussi à observer sans filtre
avec mon TSC200 la partie Est des
dentelles pourtant plus brillante
puisque déjà bien visible dans mes
jumelles 11x70. La partie nord quand à
elle semble plus difficile à observer.
L'emploi d'un filtre LP2 sur cet objet en
change la vision du tout au tout. La
nébuleuse devient facilement visible
dès que l'on intercale le filtre dans l'axe
optique d'autant plus que la brillance
de 52 Cyg est fortement diminuée. Le
spectacle des filaments s'entrelaçant
est à couper le souffle et me procure à
chaque fois une vive émotion. La
partie Est des dentelles est aussi
facilement détaillable au LP2, plusieurs
condensations très contrastés y sont
visibles comme le montrent les dessins
effectués à cette occasion. Enfin la
partie nord des dentelles est restée
jusqu'ici indétectable dans mon
TSC200 avec le LP2. Les dessins des
dentelles ci-dessous ont tous été
réalisés avec un SC200 + filtre LP2
dans des conditions estivales (T=2,
S=2) d'un ciel Breton (donc en plaine).
Ils n'ont pas la prétention de rivaliser
avec l'impressionnant travail de Y.
Pothier sur les dentelles [3] mais
seulement de donner aux lecteurs un
premier élément de comparaison du
filtre LP2 avec les autres filtres
existants.
Carte du champ autour des Dentelles du Cygne.
NGC 6992/6995, SC ø203mm, F/10, 80x,
T=1.5, S=2 ; Tramain (22) ; 12/08/01, 23h30TU.
5
NGC 6992/6995, SC ø203mm, F/10, 80x,
T=1.5, S=2 ; Tramain (22) ; 12/08/01, 23h30TU.
α = 6h17mn, δ = +22°47’, ∅ 50’x40’
Brillance photo 2/5
Bibliographie :
« Night Sky Observer’s Guide, vol.1,
p208 »
“Deep Sky Observing” p192
Observation : le 15 février 2001,
22h30 TU à Entremont (73), Alt. =
830m. P=1027 Hpa, T°C = 1.1°C,
H=67%, Mag lim.=6.7, T=1, S=4,
h=53°, CG11 (T280), F/D=10.8 ,
grossissements : 87x, 55x
NGC 6960, SC ø203mm, F/10, 80x ; T=2,
S=2.5, La Couyère (35) ; 23/06/01, 00h30TU.
REFERENCES
[1] Y. Pothier, la saga des filtres, Ciel
Extrême numéros 9-10-11-13
[2] site internet (aller dans le menu
nebular filters pour accéder aux
courbes des filtres LP) :
http://www.thousandoakoptical.com
[3] site internet de Ciel Extrême,
http://www.astrosurf.com/cielextreme/d
entelles_t450.jpg
[4] site internet :
http://www.astronome.fr
Trois champs prof onds
Fabri ce MORAT
Chalet Albireo, La Pesse
74130 ENTREMONT
IC 443
Nébuleuse à émission
Rémanent de Supernova
Sky Atlas n°5, Ura n°137
Const. : Gem (du côté de η Gem)
6
IC 443, F. Morat, TSC ∅280mm, F/D=10.8 ,
55-87x, 15/02/2001 vers 22h30 TU, Entremont
(74), Alt. = 830 m, T=1, S=4, h=53°.
Impressions visuelles et remarques :
Explosion de la SN en l’an 437 !
Désolé, je n’ai pas vu sa forme en boomerang. Au T280x87+UHC, la partie
SE apparaît faible et diffuse. A noter le
retour de la boucle avec la bande
obscure (bien visible sur les clichés)
très difficile à déceler.
Apparemment, IC 443 est un objet
Deep Sky « extrême » coté 1 étoile
(=très faible objet) par le Night Sky
Observer’s Guide …
Au T330x100+UHC, Steve Coe
confirme mes dires (« This is still a
difficult object »), il soupçonne l’allure
courbée de l’objet mais n’esquisse pas
sur son dessin la bande obscure.
Dans un site moyennement transparent, IC443 reste extrêmement difficile
sans l’ajout de filtres interférentiels.
Dans les conditions de mon ciel local,
IC 443 apparaît sans filtre comme une
tache pâle et diffuse.
M 16 et M 17
M 16 (IC 4703 + NGC 6611)
M 17 (NGC 6618 = M17)
Nébuleuses à émission + amas
ouverts
Sky Atlas n°16, Ura n°294 ?, Mill
n°1344/6
Const. : Ser, Sgr (du côté de γ Scu)
comme l’ensemble amas ouvert + nébuleuse.
La nébuleuse Ω, M17, est fortement
rehaussée à l’aide de filtres interférentiels ; ainsi, les extensions faibles apparaissent en plus de la barre centrale
lumineuse en forme de chevron. Elle
englobe également un amas ouvert
situé au nord de cette barre. Mon
dessin de M17 ressemble fortement à
la représentation graphique donnée
dans le Millénium Star Atlas !
Bibliographie :
“Brunier” p 214, “Luginbuhl” p 212/3
« Night Sky Observer’s Guide, vol.2,
p325/7)
« The Messier Objects” p76
Observation : le 22 juin 2001 vers
00h00 TU à Entremont (73), Alt. =
830m. P=1016 Hpa, T°C = 12.7°C,
H=69%, Mag lim.=6.5, T=1, S=3,
h=29°, J11x80 + OIII + UHC.
Impressions visuelles et remarques :
« et apparurent deux nébuleuses
complexes dans un même champ »
Bel ensemble observé lors de leur
passage au méridien Sud.
L’amas ouvert M16 (=NGC 6611) apparaît faiblement mais la nébuleuse de
l’Aigle (IC 4703) englobant l’amas, est
plus difficile. Toutefois, aux J11x80
+UHC+OIII, une partie de la nébulosité
apparaît mais les fines extensions
latérales (E et W), soit les « ailes » de
l’Aigle, restent invisibles. A noter que
M16 désigne l’amas ouvert proprement
dit et non la nébuleuse, même si par
abus de langage, on considère M16
7
M16, M17, F. Morat, J11x80 + OIII + UHC,
22/06/01 vers 00h00 TU à Entremont (74), Alt.
= 830 m, T=1, S=3, h=29°
M 8 et M 20
M 8 (NGC 6523 + NGC 6830)
M 20 (NGC 6514 = M20)
Nébuleuses à émission & réflexion +
amas ouvert
Sky Atlas n°22, Ura n°339, Mill n°1392
Const.: Sgr(du côté de Kaus Borealis
=λ Sgr)
Bibliographie :
“Brunier” p 208, “Luginbuhl” p 209
« Deep Sky Observing » p 174
« Night Sky Observer’s Guide, vol.2,
p316)
« The Messier Objects” p57/8
l’une comprend l’amas ouvert NGC
6530 (7 étoiles séparées) . Vivement
les J25x100 !
M8, M20, F. Morat, J11x80 + OIII + UHC, le
24/06/2001 vers 22h30 TU à Entremont (74),
Alt. = 830 m, T=1, S=3, h=19°.
Observation : le 24 juin 2001 vers
22h30 TU à Entremont (73), Alt. =
830m. P=1022 Hpa, T°C = 15.5°C,
H=60%, Mag lim.= 6.5, T=1, S=3,
h=19° ; J11x80 + OIII + UHC
Impressions visuelles et remarques :
« Tout près de l’équateur galactique
…»
La nébuleuse trifide (M20) : la partie la
plus brillante est centrée sur deux
étoiles (Mv 7,5. Les deux filtres (OIII +
UHC) n’ont pas été d’un grand secours
même pour sa partie Sud (néb. à
émission) ! Cette dernière, plus importante, semble fuser vers le SE et pointe une autre nébuleuse à émission,
moins connue, NGC 6526, visible par
contraste. Dans ce joli champ, certaines parties du ciel semblent plus obscures que d’autres ; c’est ce que j’ai
essayé de retranscrire en fond de
dessin.
La nébuleuse de la Lagune (M8) répond admirablement aux filtres UHC et
OIII et se laisse cueillir facilement aux
J11x80. Le célèbre chenal sombre est
bien visible ; il sépare les deux parties
les plus lumineuses de la Lagune dont
8
Compte rendu
d’observations
en périphérie lyonnaise
Phil ippe LAU RENT
[email protected]
Claude PE GUET
[email protected]
Pratiquer l’observation du ciel profond
dans des conditions décentes en se
fixant comme objectif un déplacement
de moins d’1h30 de Lyon relève du
défi ! Pourtant, il s’agit bien de relever
ce défi pour se consacrer à sa passion
quand on ne dispose que d’une seule
soirée, et sans accumuler trop de fatigue pour le lendemain (lequel lendemain peut éventuellement être consacré aux activités professionnelles) !
Nous fréquentons deux sites répondant à ce cahier des charges : le premier est situé à l’Est de l’agglomération, dans les monts du Bugey, à proximité du col de Portes (900m d’altitude),
le second est quant à lui situé dans les
monts du Lyonnais, très exactement à
la Croix de Thel (650m). L’avantage de
ce second site est de limiter le temps
de déplacement à moins d’une heure
depuis le nord de l’agglomération où
nous résidons, tout en préservant des
conditions raisonnables pour l’observation. Les quelques rapports d’observation qui suivent sont là pour en témoi-
gner. Ils correspondent aux conditions
d’observation moyennes sur ce site.
Nous n’avons pas relevé directement
la Mvlon sur la séquence polaire, mais
elle se situe aux alentours de 5.
Observations de Philippe LAURENT
Abell 12 : cette planétaire m’avait résistée lors d’une précédente soirée où
l’atmosphère était particulièrement humide : Mu Ori était alors éblouissante
et dégageait un halo important qui cachait la NP qui se trouve seulement à
15’’ de sa brillante voisine. La soirée
du 21/02 est plus sèche et la NP est
cette fois là au rendez-vous, comme
une sorte d’oreille de Mickey posée à
côté du halo de Mu Ori. Elle est bien
vue en vision directe avec le filtre OIII,
sensiblement ronde et homogène. En
fait ce serait un objet facile si la proximité de Mu Ori ne perturbait pas le
champ.
▲ Abell 12 , Ph. LAURENT; TN ø450mm, F/5,
218x,F.OIII, champ : 14 ’ ; T=2, S=2, 21/02/03
vers 20h00 TU; Croix de Thel (69), alt.650m
9
▲ NGC1999 , Ph. LAURENT; TN ø450mm,
F/5, 155x champ : 27’ ; T=2, S=2, 21/02/03
vers 20h40TU; Croix de Thel (69), alt.650m
NGC 1999 : nébuleuse diffuse de la
zone de M42 , NGC 1999 se situe à un
peu plus d’un degré au sud de cette
dernière. Elle est brillante et circulaire
à 155x, « sautant aux yeux » dès que
l’on met l’œil à l’oculaire. Sa dimension
varie légèrement selon qu’on l’observe
de face ou en vision décalée, cette
dernière faisant apparaître les zones
périphériques moins denses. L’étoile
nichée au cœur de la nébuleuse est
évidente (m10.9).
NGC 2261 (nébuleuse variable de
Hubble) : cette nébuleuse assez brillante en forme de comète saute aussi
à l’œil dès qu’elle est pointée. La pointe la plus aiguë du triangle est soulignée par la variable R Mon, les variations de cette étoile entraînant de
variations de la nébuleuse. Les informations données dans Guide8 ne
déterminent pas la nature de l’objet
puisqu’il y est dit qu’il peut s’agir d’un
rémanant de supernova ou d’une
nébuleuse galactique. La « queue
comètaire » est diffuse et s’évanouit
progressivement en s’évasant vers le
Nord. Le bord Est est légèrement plus
dense.
un bras spirale de la micro galaxie que
constitue l’amas. La zone la plus dense de l’amas est située à l’Est de l’étoile brillante principale. Une vingtaine
d’étoiles en tout sont visibles. L’image
du DSS ne fait pas apparaître de manière nette le bras spiral car il se trouve noyé parmi des étoiles plus faibles.
Observations de Claude PEGUET
NGC 3448 : galaxie, T600x150, nettement allongée avec un centre plus
brillant.
▲ NGC2261 , Ph. LAURENT; TN ø450mm,
F/5, 218x champ : 14’ ; T=2, S=2, 21/02/03
vers 22h45TU; Croix de Thel (69), alt.650m
NGC 2438 : NP dans M46, T600x150,
évidente, étoile centrale évidente, nébuleuse brillante, forme circulaire plus
brillante aux bords (forme en anneau
perceptible).
NGC 2713
et
2716 :
galaxies,
T350x90, 2713 est la plus brillante, la
plus au sud, bien visible en VD, plus
étendue en VI, soupçonnée orientée
120°/300°. Centre brillant et petit halo
allongé. A 144x, allongement toujours
soupçonné mais non confirmé.
2716 se trouve à PA= 25-30° de 2713
et à proximité immédiate d’une étoile
de Mv comparable (T350x90). Apparaît
compacte, un peu comme une étoile
floue. A 144x, apparaît plus diffuse,
moins stellaire.
▲ NG2236 , Ph. LAURENT; TN ø450mm, F/5,
218x champ : 14’’ ; T=2, S=2, 21/02/03 vers
22h45TU; Croix de Thel (69), alt.650m
NGC 2236 : ce modeste amas ouvert
de la Licorne présente une curieuse
forme. Il est organisé autour d’une étoile beaucoup plus brillante que le reste
de l’amas (m10) et présente en périphérie une sorte de ligne spirale d’étoiles qui s’enroule dans le sens des
aiguilles d’une montre. Cette formation
donne à l’amas un aspect galactique,
comme si cette ligne d’étoile constituait
10
NGC 2261 : nébuleuse variable de
Hubble, Monoceros, T450x160, petit
éventail brillant un peu courbé à son
extrémité pointue où se trouve une
étoile. Très joli, sans filtre.
NGC 2962 : galaxie à proximité de
2 SEX, T350x90, visible au premier
coup d’œil, un peu comme une étoile
floue, taille assez réduite. A environ 5’
au sud, petit triplet caractéristique d’étoiles alignées, orienté NO / SE. Galaxie mieux perceptible à X144, soupçonnée relativement plus étendue.
environ. Confirmation à 144x. La plus
à l’Ouest, compacte mais floue, est
2872. La plus à l’Est, beaucoup plus
diffuse et un peu plus faible, est
NGC 2874. Je réalise un dessin.
▲ NGC2906 ,Cl. PEGUET; TN ø350mm, F/5,
144x champ : 21’ ; T=2, S=2, 21/02/03 vers
22h00 TU; Croix de Thel (69), alt.650m
NGC 2911 : galaxie toujours dans le
même secteur. Pas perceptible au premier coup d’œil, mais bien visible en
VI, sensiblement à égale distance de
2 étoiles séparées de 7’ environ, Ce
segment d’étoiles est orienté NO/SE.
La galaxie, petite tache diffuse sans
détails, comme une étoile floue pas
très étalée. Elle est située un peu au
sud du segment d’étoiles évoqué plus
haut.
NGC 3055 : galaxie: faible, devinée en
VI à T350x90, mais le ciel commence
à s ’éclaircir à cause de la lune déjà
levée mais masquée par une colline. A
144x, petite tache floue sans condensation centrale, perçue sur 1’ à 1.4’.
Pas d’orientation perceptible.
▲ NGC 2872 et 2874, Cl. PEGUET; TN
ø350mm, F/5, 144x champ : 21’ ; T=2, S=2,
21/02/03 vers 22h00 TU; Croix de Thel (69),
alt.650m
NGC 2906 : galaxie à proximité de
2962, visible presque au premier coup
d’œil à 144x. Apparaît allongée EstOuest. Dimension vue de l’ordre de
0.7’ à 1’. Etoile faible vers extrémité
Est. Etoile plus brillante à 6’ environ au
sud, accompagnée à l’Est par 2 autres
étoiles, formant avec elles un petit
triangle grossièrement équilatéral. Je
réalise un dessin.
Recherche de NGC 2872 : rien vu au
T350x144. Je reviens à 90x. J’aperçois
deux taches floues séparées de 1.4’
11
Remarque sur les 2 dessins : après les
avoir scanné, j’ai rendu flou les objets
principaux sous photoshop pour
effacer les coups de crayon, puis j’ai
redessiné les étoiles pour leur donner
une forme plus régulière. S’agissant
d’un dessin, la démarche m’a paru
légitime. Puis j’ai inversé les valeurs
pour retrouver un ciel noir.
Com pt e r en du : N GC 68 88
J a cq ue s V INCENT
Le Clos Gelin
22170 PLOUVARA
[email protected]
La saga de la vision - 2-1
Yann PO THI ER
11 impasse Canart,
75012 PARIS
[email protected]
INTRODUCTION
En guise de second acte, après avoir
décris dans les volets précédents les
différents acteurs, attachons-nous à
tenter de comprendre les mécanismes
de la photosensibilité.
3) PHOTOSENSIBILITE
NGC 6888, J. Vincent, T∅180mm, F=2160mm,
Champ : 17’ 67x T=1 S=2 Plouvara (22),
09/09/2002
Commentaires :
TC ∅180mm, F=2160mm, Champ :
17’, 67x, T=1, S=2, Plouvara (22),
09/09/2002 ; MvLONZ=6.04 (Lyre),
transparence excellente après averses
en fin de journée, M 33 visible à l’œil
nu à H=47°.
X67 sans filtre : la partie à l’ouest de
l’étoile brillante est seule visible (faiblement)
X67 + OIII : métamorphose ! L’ensemble est visible sous la forme d’un arc.
Les parties à l’Ouest et juste à l’Est de
l’étoile la plus brillante sont plus évidentes.
X134 + OIII : NGC 6888 ne supporte
pas les grossissements. Seule la partie
Ouest reste visible.
12
Schéma de la rhodospine; d'après Hargrave &
Piantanida, 1984 & 1991 [p].
La photoréceptivité (ou stimulation
nervo-lumineuse) est la transformation
du message lumineux (ondes électromagnétiques) en message nerveux
(courant électriques) de l’oeil vers le
cerveau. Sous éclairage fort ou faible
(vision diurne ou nocturne), elle est
réalisée grâce à un mécanisme photochimique mettant en oeuvre une protéine (la “rhodopsine” pour les bâtonnets et les opsines, variantes de la rhodopsine, pour les cônes) qui se modifie
sous le rayonnement et induit des
réactions chimiques qui vont déclen-
cher la dépolarisation des faisceaux
nerveux. Le nerf optique conduit ensuite les impulsions électriques ainsi
formées vers le cortex cérébral et les
neurones (corps central des cellules
nerveuses).
dérivé de la vitamine A stocké dans le
foie puis libérée dans le sang et conduite par protéine-transporteur jusqu’aux segments externes des photorécepteurs via le pigment épithélium.
3.1 Biochimie de la photoréceptivité
Changement d'orientation du rétinal, de la forme
11-cis à ci dessus …
Cycle de la rhodopsine (Rh); adapté de [s].
Chaque molécule de rhodopsine (Rh)
possède une base protéique, l’opsine,
fabriquée par les appareils de Golgi
des segments internes des photorécepteurs et une “annexe” sensible à la
lumière (chromophore), le rétinal,
… à tout-trans ci-dessus; adapté de [a].
Les domaines de sensibilité du système visuel; adapté de [p].
13
Lorsque la lumière active les photorécepteurs, le rétinal passe de la forme
“11-cis” à la forme “tout-trans” (un
changement d’orientation spatiale de
la molécule), et la Rh se transforme
instantanément en méta-rhodopsine II
(méta-Rh2). Cela active des centaines
de molécules “transducines” lesquelles
activent à leur tour une enzyme, la
phospho-diesterase, qui altère un
neuro-transmetteur, la guanosine monophosphate cyclique (cGMP).
Cette altération (bleaching en anglais,
signifiant dans le contexte dépigmentation) provoque donc une baisse globale du nombre de neurotransmetteurs
dans la cellule, ce qui occasionne une
réduction du diamètre des canaux de
cations (ions positifs) sur la membrane
et une diminution du flux d’entrée de
cations (dit “courant d’obscurité”) dans
la cellule (cône ou bâtonnets).
Habituellement, le flux de cations (ions
sodium Na+ à 80%, ions calcium
Ca2+, et ions magnésium Mg2+)
équilibre les charges en contrant la
diffusion hors de la cellule des ions
potassium (K+) : la cellule est donc
légèrement négative. La diminution
d’entrée de Na+ accentue le déséquilibre : la membrane de la cellule devient
très négative, s’hyperpolarise et réduit
l’électron des neuro-transmetteurs par
les vésicules synaptiques. Ce changement brutal de charge constitue ce que
l’on appelle un potentiel d’action, c’està-dire une différence d’état électrique
se propageant dans le neurone ou
encore ce que l’on peut considérer
comme un message nerveux à destination du cerveau.
Tous ces cycles moléculaires complexes se réinitialisent en à peu près
0.2 seconde, mais les stocks de molécules suffisent à assurer le fonctionnement sur une large gamme d’intensités
lumineuses. Plus le stimulus est brillant, plus la phototransduction est brève et plus l’inversion par un stimulus
sombre peut être rapide. La vitesse
accrue du processus d’amplification
réduit la sensibilité photovisuelle, mais
rend la réponse chimico-nerveuse
rapide. C’est une part importante de
l’adaptation visuelle qui permet aux
Schéma simplifié des réactions impliquant rétinal (RAL), rétinol (ROL) et rhodopsine (Rh); adapté de [s].
14
cônes de fonctionner sur une large
gamme d’intensité lumineuse. Quand
la rétine est soumise à des intensités
lumineuses photopiques, les capacités
des bâtonnets sont rapidement noyées
et seuls les cônes, plus rapides et
moins sensibles) peuvent s’adapter et
continuer à répondre.
Qu’est-ce qui différencie les opsines
des cônes de celle de la rhodopsine
des bâtonnets ? En fait, les opsines
chromatiques possèdent un acide aminé 122 légèrement différent qui suffit à
les rendre 100 fois plus rapides à se
resynthétiser sans avoir une sensibilité
équivalente à la rhodopsine. La composante magnésium Ca2+ du “courant
d’obscurité” améliore la capacité de signal des bâtonnets en accélérant la
récupération après illumination de la
Rh et régule la réponse sous illumination constante.
3.2 Propagation du signal électrique
Dans les neurones, l’information se pro
page, nous l’avons vu, sous forme de
dépolarisation électrique. Mais de neurone à neurone, il existe deux moyens
de transmettre l’information : les dépolarisations électriques répercutées
directement au travers d’orifices physiques entre cellules et des messages
moléculaires, les neurotransmetteurs. Ce sont des substances chimiques libérées par les dépolarisations
dans les espaces intersynaptiques qui
voyagent jusqu’à la membrane du neurone suivant et se fixent sur des aires
de réceptions spécifiques en déclenchant une nouvelle dépolarisation.
Activité électrique (potentiels S) enregistrés
dans les neurones (en haut) selon la durée de
l'exposition lumineuse (en bas); adapté de [p].
Chaîne de réactions de la rétino-sensibilité; GCAP= protéine activante guanylate cyclase, PDE=
phosphodiesterase, Rh= rhodopsine, T= transducine; d'après Baehr, 1996 [p].
15
Le neurotransmetteur le plus commun
est le glutamate (un acide aminé).
C’est le candidat supposé de toutes les
transmissions de l’information pour les
voies verticales (voir plus loin cette
notion). Pour sa part, le glutamate est
constamment libéré dans les synapses
et c’est lorsqu’il n’est plus sécrété
(suite à un stimulus lumineux) qu’un
potentiel d’action est créé dans la
cellule suivante.
En terme de régulation (adaptation),
les principaux neurotransmetteurs de
l’inhibition sont l’acide gamma aminobutirique (GABA) impliqué dans le
fonctionnement de nombreuses amacrines (A2, A10, A13, A17, A19) et de
plusieurs horizontales, ainsi que la
glycine présente dans le reste des
amacrines. Mais on trouve également
acétylcholine, dopamine, sérotonine,
adénosine et un neuropeptide appelé
substance P.
Les signaux des bâtonnets sont
transmis à une vitesse plus lente que
ceux des cônes (notamment à cause
d’une différence de vitesse de conduction dans les cellules ganglionnaires).
Enregistrement électrique issus d'un bâtonnet;
chaque point correspond à une faible impulsion
lumineuse; d'après Schneeweis & Schnapf,
1995; adapté de [p].
Dans des conditions scotopiques avec
des stimuli lumineux à la limite de
détection, seuls des pics nerveux de
16
longue durée sont créés : ce sont typiquement les signaux des bâtonnets.
Avec adaptation nocturne et un stimulus plus brillant (rouge) qui commence
à stimuler les cônes, une réponse nerveuse mixte est occasionnée avec des
pics courts (cônes) et longs (bâtonnets).
Lorsque le signal lumineux s’interrompt, le message nerveux correspondant s’arrête aussitôt, sauf dans le cas
précis d’une exposition à une lumière
très intense (éblouissement) suivie
d’une période d’obscurité où l’on a
l’impression de continuer à voir la
source lumineuse : c’est la persistance
rétinienne causée par la production
d’éléments localisés et durables provoquant des cycles durables de photodétection.
Notons qu’il existe tout de même un
“bruit de fond physiologique de l’oeil”
qui correspond à des excitations nerveuses spontanées et aléatoires, ou
provoquées. On pourra s’en rendre
compte en fermant l’oeil dans l’obscurité totale après adaptation nocturne
complète : on voit alors des motifs brillants apparaître et disparaître rapidement ou des points brillants clignoter.
Ce phénomène s’amplifie si on exerce
une légère pression du doigt sur la
paupière fermée.
Très importante dans le cadre de l’adaptation nocturne, outre l’adaptation
chimique complexe des photorécepteurs pour gagner en sensibilité, il
existe également une composante
neuronale à cette adaptation. Cette
adaptation neuronale se traduit par
des signaux électriques amplifiés à l’intérieur des bipolaires et amacrines. En
fait, lorsque l’intensité du stimulus
décroit, l’intensité des signaux décroit
également dans un premier temps
jusqu’à ré-augmenter sensiblement
assez rapidement, comme si on
changeait de pellicule pour un film
photographique plus rapide. Cette
adaptation permet de gérer une différence de plus de 10 fois en intensité
lumineuse laquelle, à l’inverse des
processus chimiques, ne prend place
qu’en quelques secondes.
dites de contraste simultanée et mettent en opposition les limites sombres
et claires avec une structure de champ
réceptif basée sur une inhibition dite
proximale ou latérale (voir plus loin
l’explication de ces deux phénomènes).
En fait, plusieurs facteurs en seraient
responsables, et parmi eux, le taux de
métaRh2 non-recyclé modulerait la
fréquence et l’amplitude des influx nerveux émis. Cependant, les mécanismes exacts restent mal compris…
3.3 Canaux ON-OFF
Schéma des sous-types de bipolaires et
organisation des canaux ON-OFF; adapté de [p].
Deux interactions synaptiques importantes se déroulent dans la couche
plexiforme externe (interconnexion
entre les cellules photoréceptrices et
cellules bipolaires et horizontales).
D’abord, la séparation du signal visuel
issu des cônes uniquement en deux
canaux informatifs différents, l’un
pour véhiculer les stimuli d’objets plus
brillants que le décor (voie ON) et
l’autre pour les objets plus sombres
que le décor (voie OFF). Ensuite,
l’instauration de deux voies distinctes
pour véhiculer des informations simultanées sur le contraste. Les
voies ON-OFF sont dites de contraste
successif alors que les secondes sont
17
Dans l’obscurité, le neurotransmetteur
glutamate est, nous l’avons vu, libéré
des photorécepteurs (cônes comme
bâtonnets) sous forme de flux constant, lesquels sont donc dépolarisés.
Lors d’une stimulation lumineuse, les
photorécepteurs s’hyperpolarisent et le
flux de glutamate cesse. Mais les cellules bipolaires s’hyperpolarisent ou se
dépolarisent selon leur type de contact synaptique (jonction basale ou
contact envahissant du ruban) : elles
sont dites “centrées-OFF” (assombrissement) ou “centrées-ON” (éclaircissement) respectivement.
Origine des canaux centrés-ON et centrés-OFF;
hyper-P= hyperpolarisation, dé-P=
dépolarisation; tiré de [p].
Cette différenciation s’opère au niveau
des récepteurs post-synaptiques destinés à recevoir le glutamate, qui sont
de deux types. Il existe un canal métabotropique du glutamate qui implique
un second messager, une cascade et
un cycle avec la guanosine monophosphate (GMP) en ce qui concerne
les bipolaires centrées-ON. A côté, on
trouve un canal où récepteurs AMPA
et ions sodium (Na) interagissent dans
le cadre des bipolai-res centrées-OFF
et les cellules horizontales.
Ces voies ON et OFF se poursuivent
jusqu’au cerveau à travers les différentes couches plexiformes et demeurent
séparées : pour ce faire, la couche
plexiforme interne peut être divisée en
deux sous-couches discrètes “a” (voie
centrée-OFF) et “b” (voie centrée-ON).
Il y a donc une architecture véritablement fonctionnelle à cet étage au
niveau des cellules ganglionnaires.
Organisation des cellules ganglionnaires ON et
OFF; Nelson, Famiglietti & Kolb, 1978 [p].
Les bipolaires des bâtonnets réagissent au stimulus lumineux avec une réponse uniquement centrée-ON (dépolarisation au centre) et la transmettent
à l’étage supérieur, c’est-à-dire aux
amacrines AII elles-aussi centrées-ON.
Donc, contrairement aux cônes qui
peuvent appartenir aux systèmes ON
ou OFF, les bâtonnets ne produisent
qu’un seul type de réponse.
18
Résumé du fonctionnement des canaux ONOFF; adapté de [p].
3.4 Feedback (ou rétroaction) et
voies horizontales
A l’image des cellules bipolaires qui
s’ionisent comme le photorécepteur
(hyperpolarisation, voie centrée-OFF)
ou à l’opposé (dépolarisation, voie
centrée-ON), les cellules horizontales
réagissent elles aussi en s’hyperpolarisant, mais on pense qu’elles créent
également des retours d’information
(feedback ou rétroaction) grâce aux
connections avec les photorécepteurs.
Sur une large zone spatiale de la
rétine, les signaux de feedback sont
traités par le réseau de cellules horizontales avant d’être réinjectés directement au niveau des photorécepteurs.
Le signal des photorécepteurs est
“antagonisé” par des signaux de polarité opposée via une baisse de flux du
neurotransmetteur
acide
gamma
amino-butirique (GABA) en provenance des cellules horizontales. Lorsque
les cellules horizontales sont hyperpolarisées par des stimuli de large zone,
les signaux dans les bipolaires augmentent en amplitude et en fréquence.
zontales, les feedbacks assurent une
amélioration de la définition de l’image
aux premiers niveaux de la détection
lumineuse. Les intéractions verticales
ont des fonctions moins claires et en
tout cas des effets plus globaux sur
des groupes de neurones ou sur
l’adaptation à la luminosité.
Différents profils de potentiels d'action
enregistrés dans les ganglionnaires traduisants
les réponses de stimulus central et d'inhibition
latérale; d'après [p].
Ainsi, ce réseau horizontal amène le
photorécepteur et la cellule bipolaire à
produire une réponse incluant en patie
celle de la zone locale entourant le
photorécepteur. Cette rétroaction est
prouvée en ce qui concerne les cônes
mais n’a pas été étudiée pour les
bâtonnets. On oppose donc ces voies
verticales
(photorécepteur-bipolairehorizontale) de transmission de l’information aux voies horizontales (photorécepteur/horizontale/bipolaire/amacrine/ganglionnaire) de pré-traitement de
l’information.
Inhibition latérale; adapté de [p].
Plus généralement, il existe des “boucles” de feedback à chaque niveau des
circuits rétiniens (latéralement à l’intérieur d’une couche rétienne ou même
verticalement entre deux couches différentes). Basés sur l’action inhibitrice
latérale du GABA ou bien encore sur
l’action antagoniste des cellules hori-
19
3.5 “Cheminements” rétiniens
Le cheminement des bâtonnets
comprend des synapses bien particulières entre bâtonnets et cellules bipolaires, ainsi qu’une série de cellules
amacrines bien précises. Ces cellules
sont adaptées à la durée d’intégration
rallongée des bâtonnets.
On peut le résumer de la façon suivante. Les signaux des bâtonnets hyperpolarisés dépolarisent les bipolaires
associées. Ces dernières ont des
synapses communes avec deux types
d’amacrines dépolarisables (A17 diffuse et AII localisée) qui elles-mêmes
contactent des ganglionnaires Beta
(type a) de type “centrées-ON”.
Le cheminement des cônes est plus
complexe et varié que pour les bâtonnets. Les cônes dépolarisés s’hyperpolarisent à la lumière et contactent les
bipolaires (naines, diffuses et très
diffuses) pour leur transmettre le message nerveux. La grande différence
d’avec le chemin des bâtonnets est
que les bipolaires des cônes contactent directement les cellules ganglionnaires sans avoir besoin des amacrines intermédiaires : il s’agit donc d’un
chemin plus direct et moins diffus.
Les voies “minuscules” ou “naines”
[midget pathways] se basent sur des
bipolaires et des ganglionnaires ou
naines connectées aux cônes de la
fovéa. Ces voies assurent à la vision
des primates (et donc des humains) le
maximum de résolution en individualisant au maximum les connections
intra-rétiniennes. Chaque cône de la
fovéa (de type M et L seulement car le
type S est particulier) conduit vers
deux voies naines, l’une de type
centrée-ON et l’autre de type centréeOFF, lesquelles se perpétuent au
niveau des ganglionnaires.
En ce qui concerne les voies des
cônes S (“bleus”), il s’agit d’une voie
spécifique qui se perpétue grâce à une
bipolaire “S” (avec une horizontale
capable de provoquer un feedback
négatif).
Moins de cônes convergent vers leurs
bipolaires que les batônnets et en
outre un effectif relativement réduit de
bipolaires des cônes convergent à leur
tour dans les ganglionnaires affiliées
(toujours par rapport aux batônnets)...
L’extrême de la non-convergence est à
l’oeuvre dans le système nain [midget
pathway].
Les voies “naines” se singularisent par
leur organisation simpliste garante
d’une résolution d’image optimale : un
cône contacte deux bipolaires (une
centrée-ON et l’autre centrée-OFF),
lesquelles contactent à leur tour une
ganglionnaire (centrée-ON ou centréeOFF) soit deux en tout.
Globalement, les chaînes photorécepteurs/bipolaires/ganglionnaires constituent les voies verticales de transduction de la rétine, c’est-à-dire une remontée directe de l’information lumineuse vers le cerveau. Cette voie informative est modulée par des facteurs
latéraux plutôt issus des cellules horizontales dans la rétine périphérique et
plutôt issus des cellules amacrines
dans la rétine centrale (voies horizontales).
Convergence des bâtonnets; adapté de [p].
3.6 Convergence et divergence des
“cheminements” rétiniens
On assiste globalement à une forte
convergence des réseaux de transmission dans la rétine. A titre d’exemple
chez le chat (mammifère bien mieux
étudié -et plus facilement- que l’homme), une cellule ganglionnaire moyenne rassemble les informations de
15 000 cônes. Pour l’homme, le rapport s’approcherait de 100 cellules
photoréceptrices (130 millions de cônes et bâtonnets) pour une cellule
collectrice d’information (1.2 million de
cellules ganglionaires).
20
Pour les bâtonnets, on retrouve une
pyramide dont le sommet est une
cellule ganglionnaire alpha et la base
75000 bâtonnets.
Le cheminement des bâtonnets est
globalement bien plus convergent
que celui des cônes, ceci expliquant
en partie l’augmentation de sensibilité
de la vision périphérique. Il y a d’abord
une forte convergence de bâtonnets
vers les bipolaires, puis une petite
divergence vers les amacrines avant
une nouvelle forte convergence vers
les ganglionnaires.
de diamètre et sont graduellement plus
sensibles sur cette surface (courbe de
Gauss).
Convergence des bâtonnets, bipolaires et
amacrines sur les ganglionnaires alpha et beta;
adapté de [p].
Il y a donc divergence (rarement) et
convergence (communément) des circuits et ces réseaux complexes permettent à notre système visuel d’amplifier les signaux de très faible intensité
issus des bâtonnets (jusqu’à la détection du quantum de lumière) et également des percevoir des détails très
fins, informations issues des cônes.
3.7 Champ réceptif
Une notion extrapolée (issue de la psychophysique) est celle du champ réceptif. Les études montrent que si on
applique un stimulus localisé et relativement faible sur une portion de rétine
et qu’on le décale progressivement, il
faut un stimulus plus brillant pour produire la même réponse. Un champ réceptif est donc une zone localisée plus
sensible au centre, laquelle produit
incidemment une propagation horizontale du signal à chaque niveau : telodendria des photorécepteurs, cellules
horizontales de la couche nucléaire
interne et amacrines.
Il est maintenant admis que ces
champs réceptifs, bien qu’ils reposent
sur une structure physique mal définie,
sont géographiquement fixes sur la
rétine, ne dépassent par le millimètre
21
Dans une même optique, les cellules
ganglionnaires réagissent de manière
préférentielle pour un stimulus de taille
bien précise, couvrant sans doute l’ensemble possible des tailles d’objets accessibles dans le champ visuel. Notons que la sensibilité angulaire est
partiellement fonction de l’étendue de
l’arbre dendritique des cellules ganglionnaires (mais dans une relation nonlinéaire).
Enfin, notons le phénomène intéressant d’élargissement de l’aire centrale
(la plus sensible) des champs réceptifs
lors de l’adaptation nocturne (avec en
contrepartie une augmentation de la
rétroaction sur les zones adjacentes).
A contrario, l’inhibition latérale (voir ciavant) au niveau de la vision centrale
isole les réponses des cônes individuels et améliore la résolution du système.
Augmentation du champ réceptif en fonction de
l'adaptation nocturne (courbe grise avec cercles
vides obtenue en vision mésopique et courbe
noire avec cercles pleins en vision scotopique);
d'après Peichl & Wässl, 1983 [p].
En parallèle à ce système, il en existe
un autre qui associe certaines cellules
ganglionnaires avec un mouvement
d’objet dans une direction donnée. Cet
arrangement explique en partie la
faculté de la vision à percevoir des
mouvements dans le champ visuel.
Les cellules ganglionnaires n’ont pas
de vraies limites en ce qui concerne la
détection d’un stimulus faible. Quand
plusieurs réponses sont moyennées,
un signal aussi faible soit-il sera détectable, y compris avec une intensité lumineuse de quelques quanta de lumière. Bien sûr, en pleine obscurité, les
cellules ganglionnaires produisent
spontanément des pics nerveux en
réaction à des cascades d’origine thermique de rhodopsines (un évènement
par cellule et par minute environ), ce
qui a pour effet de constituer un fond
parasite duquel le signal doit tout de
même se détacher. A cause des fluctuations du fond parasite ainsi créé, un
simple évènement quantique peut ne
pas être directement détectable, mais
3 ou 4 absorptions de photons dans le
champ réceptif seront aisément repérés dans les émissions électriques
transmises au nerf optique.
Histogramme post-stimulus d'un ganglionnaire
de chat soumis à un signal très faible de
5 quanta de lumière délivrés en
10 millisecondes; d'après Barlow & al., 1971
[p].
Des spires dans un 110mm
Rainer Töpler
Zaisenweg 6,
D-73614 SCHORNDORF
Allemagne
Tous les dessins sont de l’auteur.
L'article de Bertrand Laville "Des spires
dans un 250 mm" est vraiment une
référence pour l’observation des spires
non seulement dans des instruments
moyens, mais aussi des diamètres
plus petits. Propriétaires des petits instruments, vous n’avez aucune raison
d’être frustrés. Vous aussi avez une
chance d’observer des structures dans
les galaxies brillantes ; et en plus, il y
en a vraiment un bon nombre.
Inutile de répéter toutes les indications
de Bertrand pour une observation couronnée de succès. Par contre, il est
très utile de les suivre car elles sont la
clé de l'observation des détails. Pour
notre petit télescope ou lunette, il faut
accentuer l'importance d'un ciel vraiment bon et de la patience de l'observateur. Vous n'aurez pas de résultat si
vous escomptez un succès immédiat
dans les 5 minutes qui suivent. Mais si
vous êtes prêts à investir 20 à 30 minutes pour une seule observation,
vous êtes tout près de la performance.
Il y a deux ans, j'ai eu la chance d'observer le ciel austral de Namibie. Les
conditions étaient idéales (mvlon 6.87.0) et le télescope petit pour raison
de transport. Mais ce télescope était
idéal pour un novice du ciel austral.
Voici quelques observations et dessins
de galaxies réalisées au TN 11cm en
Namibie.
22
NGC 55, 32x, TN ∅110mm
NGC 55, 32x
Galaxie grande et brillante. Le long
fuseau montre des structures courbées
dans la région centrale et une bande
sombre au sud.
NGC 247, 32x, TN ∅110mm
NGC 247, 32x
Bien que je pouvais faire une bonne
observation de cette galaxie avec le
même télescope dans le Haut Jura, la
galaxie gagne beaucoup grâce à sa
hauteur dans ce site d'observation.
Frappant : quelques grands arcs qui
s'éloignent du noyau excentré.
NGC 134, 32x, TN ∅110mm
NGC 134, 32x
Pas très connue mais très intéressante. Galaxie allongée. Des structures
brillantes dans la région centrale.
Régions extérieures distinctes et asymétriques.
23
NGC 253, 32/79x
Une galaxie énorme, allongée et brillante. Beaucoup de structures. Observant de l'Auvergne, je pouvais aussi
détecter des détails dans NGC 253
avec le même télescope.
NGC 1313, 79x
Les deux bras de la spire sont visibles
sans grands problèmes. Un bras est
plus court mais aussi plus brillant.
L'autre s'éloigne du centre brillant avec
un grand entrain.
NGC 253, 32x, TN ∅110mm
NGC 1365, 32/79x, TN ∅110mm
NGC 300, 32x, TN ∅110mm
NGC 300, 32x
Pour observer les bras de la spire il
faut absolument une position haute
dans le ciel et un ciel parfait. Comme
les structures sont assez étendues, un
petit télescope vous sert aussi bien
qu’un plus grand. Mais attention, c'est
une observation toujours très difficile.
NGC 1365, 32/79x
Du centre brillant une barre s'étend.
Aux bouts, deux bras commencent à
apparaître, mais leur observation reste
difficile.
NGC 4945, 32x
Une bande longue, et faible. Les
contrastes ne sont pas très forts mais
hormis le centre semblable à une
étoile, on peut apercevoir quelques
bandes sombres.
NGC 4945, 32x, TN ∅110mm
NGC 1313, 79x, TN ∅110mm
24
NGC 5128, 32/79x
Brillante mais très diffuse. La bande
sombre qui est si célèbre était visible
mais beaucoup plus difficile que je ne
pensais.
NGC 5128, 32/79x, TN ∅110mm
NGC 5236, M 83, 32x
Une merveille ! Très brillante, grande
et ronde. Le barre qui s'étend du
noyau brillant est facilement visible.
Les bras de la spire sautent aux yeux
avec beaucoup de détails. Un ami a
vue la spire aux jumelles 10x70 en
Crète ! Mais que peut-on voir du ciel
boréal ? Il faut admettre, que je n'ai
pas beaucoup de dessins réalisés en
France et Allemagne avec ce petit
Newton. A la maison, je néglige souvent le 11cm souvent en faveur d'un
36cm Newton. D’autre part, le ciel à
30km de Stuttgart n'est pas si bon. La
galaxie boréale qui montre peut être
une spire, la plus facile à observer, est
M 106.
NGC 4258, M 106, 31/61x, mvlon~5m6
Du noyau brillant deux spires s'enroulent dans les directions opposées. Une
observation attentive montre encore
des détails plus fins.
25
M 106, 31/61x, TN ∅110mm
M 51, 31/61x, TN ∅110mm
NGC 5194, M 51 et NGC 5195,
31/61x, mvlon~5m6
Vous la connaissez tous. L'observation
des spires n'est pas facile mais
possible dans notre petit instrument.
Dois-je vous montrer plus? Oui et non.
Pourquoi devrais-je vous voler le côté
le plus excitant de l'astronomie: la découverte ?! On peut faire plus : maintenant c'est à vous de découvrir. Bonne
chance !
Ciel P rofo nd d e pri nt em ps
gx type Sb II, Sy3, Mag 11.2b, Dim 7.6'X1.7'
en ré gio n paris ie nn e.
Cyril B AZIN
[email protected],
[email protected]
Page web spectro :
http://www.astrosurf.com/skylink/pagepers
/bazin
En direct des champs à la tombée de
la nuit, nous sommes à environ 70km
de Paris au sud d’Etampes (77). Le
fond de Ciel est bien transparent, sans
brumes d’altitude. Je transporte mon
T400mm ouvert à 3.6 dans un Express
Citroën C15 et je mets 40 minutes pour
faire le trajet d’Orsay au site. Le premier test a été Leo I grossie 160x : super ! J’avais préalablement bien nettoyé mes optiques et repeint l’intérieur
du tube en noir mat. Je suis monté à
magnitude 14.4 sur NGC 3205 le
23/03/2003 ; ce qui prouve qu’on peut
obtenir de bons résultats en ciel profond en région parisienne. L’essentiel
est de pouvoir se déplacer et prospecter de bons sites. N’hésitez pas à me
contacter, car j’ai une place passager
pour emmener une personne.
Leo I : 10h08mn28.12, +12° 18' 23.4"
Ura 189, Mil 2.732, Sky 13, Leo
gx type Dwarf E, Mag 11.1p, Dim 9.9'X7.5'
NGC 3202: 10h20mn31.90, +43°01'16.8"
Ura 72, Mil 2:617, Sky 6, UMa
gx type SBa, Mag 14.2, Dim 1.3'X0.9'
NGC 3205: 10h20mn50.22, +42°58'17.9"
Ura 72, Mil 2:617, Sky 6, UMa
gx type pec, Mag 14.4, Dim 1.5'X1.1'
NGC 3207: 10h21mn00.56, +42°59'06.86"
Ura 72, Mil 2:617, Sky 6, UMa
gx type pec, Mag 14.3, Dim 1.4'X1.0'
NGC 3179 : 10h17mn57.22, +41°06'51.09"
Ura 72, Mil 2:617, Sky 6, UMa
gx type S0, Mag 14.2, Dim 2.0'X0.5'
NGC 3073 : 10h00mn52.28, +55° 37' 08.2"
Ura 45, Mil 2:578, Sky 2, UMa
gx type SB0, Mag 13.8, Dim 1.5'X1.4'
NGC 3079 : 10h01mn58.53, +55° 40' 50.1"
Ura 45, Mil 2:578, Sky 2, UMa
26
NGC 3073, NGC 3079, NGC 3179, C. Bazin,
TN ∅ 400mm à F/D 3,6, 280x, T=4.5,
23/03/2003, au sud d’Etampes (91)
NGC 3202, 3207 et NGC 3205, C. Bazin, TN
∅ 400mm à F/D 3,6, 280x, T=4.5, 23/03/2003,
au sud d’Etampes (91)
Leo I, C. Bazin, TN ∅ 400mm à F/D 3,6, 280x,
T=4.5, 23/03/2003, au sud d’Etampes (91)
Galaxies australes :
observa tion de l’amas
du Fourneau
Xa vi er CAMER
17 boulevard Soult
75012 PARIS
[email protected]
INTRODUCTION
Etant par nature fan d'observations
extrêmes, je m'étais dit en décembre
1995 que ce serait bien de pouvoir enfin observer par moi-même l'amas de
galaxies du Fourneau avec mon
T115/900, surtout après en avoir vu les
magnifiques photos faites à l'ESO.
Je m'étais fait la main auparavant sur
l'amas de galaxies de la Vierge connu
pour sa richesse et la brillance de ses
galaxies. Mais concernant l'amas du
Fourneau, le défi à relever était plus
fort puisqu'il est toujours bas sur l'horizon depuis la France Métropolitaine.
Tiens, justement, les vacances du
Nouvel An se passent dans le sud de
la France. Et second hasard, c'est à
l'observatoire du Mont Chiran, dans les
Alpes de Haute-Provence ! Un site perché à 1905 mètres d'altitude réputé
pour sa transparence, même à faible
hauteur au-dessus de l'horizon !
ASTROPHYSIQUE
Amas de galaxies Fornax I
49 galaxies
Vitesse d'éloignement : 1446kms/s
Distance estimée : 55 millions
d'années-lumière.
27
Ce groupe de galaxies, au même titre
que l'amas de la Vierge, fait partie du
super-amas local.
Liste des galaxies de l'amas :
NGC1310, 1316,1317,1326,1326A,
1326B,1336,1339,1340,1350,1351,
1351A,1365,1366,1374,1375,1379,
1380,1380A,1381,1386,1387,1389,
1399,1404,1406,1425,1427,1427A,
1437,1460,1484,IC335,IC1913,
IC1993, IC2006, ESO302-9,
ESO302-14, ESO357-7, ESO357-12,
ESO358-10, ESO358-25, ESO358-50,
ESO358-54, ESO358-60, ESO358-61,
ESO358-63, ESO359-3, PGC12625.
En gras les galaxies que j'ai observé.
CONDITIONS
D'OBSERVATIONS
Première évidence : plus on va vers le
sud, plus l'amas du Fourneau sera
haut dans le ciel. Depuis l'observatoire
du Mont Chiran, à 44°N de latitude,
ces galaxies montent au mieux à 11°
de hauteur au méridien ! Il faut aussi
n'avoir quasi aucune pollution lumineuse vers le sud, ou alors faible et dans
une atmosphère peu diffusante.
Un site de montagne est conseillé, à
condition d'être au-dessus de la couche d'inversion atmosphérique. Le plus
gros de l'humidité et des poussières
sera alors sous nos pieds. Ces conditions sont réunies en hiver au Mont
Chiran, et la pollution lumineuse assez
faible de la Côte d'Azur, à 60km, a été
encore plus atténuée cette nuit car la
côte était sous les nuages. De plus, un
vent fort (120 km/h) a bien nettoyé le
ciel.
Pour la petite histoire, mon T115/900
se serait envolé par un tel vent, donc je
me suis mis dans la coupole qui abrite
aussi un télescope de 305mm. Ce
dernier, du fait de la hauteur de sa
monture, ne peut malheureusement
pas viser bas sur l'horizon, mais ça ne
pose pas de soucis pour un télescope
facilement déplaçable. Inconvénient de
la coupole cette nuit : il faut sortir enlever le givre qui l'empêche de tourner.
La nuit sera sportive !! Entrons dans le
vif du sujet : comment pointer cet amas
de galaxies ?
REPERAGE
La constellation du Fourneau n'est
visible qu'en hiver. Elle culmine vers
20hTU au sud en janvier. D'une surface de 398° carrés, elle n'offre pas un
repérage facile car les étoiles les plus
brillantes sont de magnitude 4. Créée
par La Caille en 1752. Constellations
limitrophes : Phénix, Eridan, Baleine,
Sculpteur.
long, qui est le seul groupement stellaire remarquable de cette zone. Nous
sommes aux portes de l'amas de galaxies du Fourneau.
OBSERVATIONS
Je n'ai pas pu voir autant de galaxies
de cet amas que je le souhaitais car
malgré la pureté de l'atmosphère,
l'absorption me faisait perdre environ
une magnitude par rapport à un objet
visé haut dans le ciel. Et de plus c'était
une course contre la montre car la
constellation du Fourneau ne reste
pas longtemps levée (1h à hauteur
"valable")
Cf. carte 3
En partant du trio χ1, χ2 et χ3 For,
notre première cible sera NGC 1326 à
40' SO de χ1.
La méthode de repérage que j'ai utilisé
est la suivante :
Cf. carte 1
- Partir de Rigel (β Ori).
- Bouger d'environ 20° Ouest pour
atteindre les étoiles γ, δ et ε de l'Eridan
qui luisent à magnitude 3-4.
- Descendre de 10° plein sud vers
"l'arc de l'Eridan" formé par les étoiles
τ3, τ4, τ5, τ6 et τ8 Eri (mag. 3 à 4).
- A partir de τ3, descendre de 6° SSE
pour tomber sur α du Fourneau (étoile
double mag 3.9+6.5 ρ=4.3").
- Repérer β For à 5°SO.
Cf. carte 2
α et β For forment un triangle isocèle
de sommet α, avec le trio d'étoiles de
magnitude 5-6 χ1, χ2 et χ3 au SudEst. Pointer d'abord le télescope vers
cette zone à l'œil nu, puis repérer au
chercheur ce petit triangle de 0.5° de
28
▲NGC 1326, X. CAMER; TN 115/900,
50x,T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h20 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m
Cette galaxie a été vue faible à très
faible, centre franchement plus brillant.
Nous sautons maintenant au couple
NGC1316-1317 situé 45' SSO, et à
1.5°SO de χ1.
▲NGC 1316 et 1317, X. CAMER; TN 115/900,
50x, T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h30 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m.
Beau couple que celui-là, avec une
différence de brillance évidente !
NGC 1316 est faible et très diffuse,
alors que NGC 1317 est très faible voire même perceptible (=vue quasiment
qu'en vision indirecte). Les deux
noyaux sont séparés d'environ 7'. Celui
de NGC 1316 m'a semblé ponctuel,
alors que celui de sa voisine était flou
et peu marqué.
Remontons sur χ1, χ2 et χ3 For pour
pointer le phare de cet amas de galaxies, la spirale barrée NGC 1365. Elle
est située à 1.1° ESE de χ3. Centre
faible, pourtour très faible, la zone centrale comporte une structure en barre.
Vue dans de meilleures conditions de
hauteur, elle devrait être impressionnante même avec un télescope de
115mm. NGC 1365 va nous servir de
jalon pour pointer plusieurs galaxies au
cœur de Fornax 1.
29
▲NGC 1365, X. CAMER; TN 115/900, 50x,
T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h10 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m
A 1.2° ENE de NGC 1365, NGC 1404
est tapie à côté d'une étoile de
magnitude 8.1.
▲NGC 1404, X. CAMER; TN 115/900, 50x,
T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h40 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m
Faible à très faible. Petit centre ponctuel. L'étoile HD22862 de magnitude
8.1 est à 2.5' sud. Dans le même
champ que NGC 1404, à 10' NNO,
nous rencontrons NGC 1399. C’est
une galaxie plutôt faible à centre allongé qui se détache. Quelques étoiles de
magnitude 10 à 12 la jouxtent.
La constellation du Fourneau commence maintenant à être au ras des
pâquerettes. Il est plus que temps de
pointer
une
dernière
galaxie,
NGC 1380, à 32' nord de NGC 1387.
▲NGC 1399, X. CAMER; TN 115/900, 50x,
T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h40 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m
Prochaine cible : NGC 1387, à 19'
ouest de NGC 1399. Très diffuse, faible, centre peu marqué. Elle rappelle
un peu l'aspect d'un amas globulaire
non résolu.
▲NGC 1380, X. CAMER; TN 115/900, 50x,
T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h30 TU; Mont
Chiran (04)
Plutôt brillante et très diffuse. Centre
ponctuel brillant. C'est la galaxie la
plus au nord de cette série d'observations.
CONCLUSION
Voilà, notre trop courte pérégrination
dans l'amas de galaxies du Fourneau
se termine. Il y a des dizaines d'autres
cibles potentielles dans cet amas, accessibles à de plus gros télescopes
dans un site à faible absorption atmosphérique et à faible pollution lumineuse, ou plus au sud. Le tableau récapitulatif et les cartes de champ qui suivent proposent aux "extrémistes sudistes" d'autres galaxies dans Fornax 1.
▲NGC 1387, X. CAMER; TN 115/900, 50x,
T=1, S=3, 01/01/96 vers 20h50 TU; Mont
Chiran (04), alt.1905m
30
Reprenant la maxime du professeur
Tournesol dans "le trésor de Rackham
le Rouge", je vous dis : "Au sud, toujours au sud" !!!
▲carte 1 : Carte de repérage du Fourneau dans le ciel d'hiver; Guide 7 champ 45°. Dans le rectangle noir,
l'amas de galaxies du Fourneau.
▲carte 2 : Carte de la constellation du Fourneau; Guide 7 champ 20°. Dans le rectangle noir, l'amas de
galaxies du Fourneau.
31
▲carte 3 : Carte de champ de NGC1316, 1317, 1326 et 1365; Guide 7 champ 2°.
▲carte 4 : Carte de champ de NGC1365, 1380, 1387, 1399 et 1404; Guide 7 champ 2°. Seules les galaxies
en grisé ont été observées. Le tableau de la page suivante donne des infos sur l'ensemble des galaxies des
cartes 3 et 4.
32
objet
NGC1310
NGC1316
NGC1317
NGC1326
NGC1350
NGC1351
NGC1365
NGC1374
NGC1379
NGC1380
NGC1381
NGC1386
NGC1387
NGC1389
NGC1399
NGC1404
NGC1427
Ascension
Déclinaison
Magnitude
Dimensions
Angle
Brillance
droite 2000
2000
visuelle
en '
polaire ° surfacique
3h21mn03.9s
-37°06'04"
12.9
2.2'x1.7'
95
13.1
3h22mn41.5s -37°12'27.5"
9.3
7.0'x5.5'
50
13.4
3h22mn44.6s -37°06'09.7"
11.8
3.4'x2.5'
78
?
3h23mn56.4s -36°27'49.7"
11.3
4.8'x3.2'
77
13.0
3h31mn08.4s -33°37'44.2"
11.1
4.5'x2.0'
0
13.1
3h30mn34.8s -34°51'12.3"
12.4
2.0'x1.0'
140
13.1
3h33mn36.6s
-36°08'17"
10.3
10.0' x 5.5'
32
14.1
3h35mn16.6s -35°13'35.0"
11.9
2.3'x2.0'
?
12.9
3h36mn03.3s -35°26'25.6"
11.8
2.0'x2.0'
?
12.8
3h36mn26.9s -34°58'33.0"
10.8
5.0'x2.8'
7
12.4
3h36mn31.5s -35°17'39.1"
12.6
3.1'x0.8'
139
12.1
3h36mn46.4s -35°59'58.0"
12.0
3.7'x1.4'
25
12.7
3h36mn57.1s -35°30'22.8"
11.7
2.5'x2.0'
?
12.8
3h37mn11.7s -35°44'41.5"
12.4
2.6'x1.6'
30
12.6
3h38mn28.9s -35°26'58.3"
10.3
4.0'x4.0'
?
13.7
3h38mn51.7s -35°35'35.5"
10.8
2.5'x2.0'
?
12.5
3h42mn19.6s -35°23'36.1"
11.7
2.5'x1.6'
76
13.2
▲table 1 : Données sur les galaxies les plus brillantes de l'amas Fornax 1;
Dossier spécial:
PG 1634+706
Merci à Yann POTHIER pour la compilation des
données existantes et à tous les participants
dont vous trouverez les noms dans ces pages.
DONNÉES
Appelations : PG 1634+706,
[HB89] 1634+706, FBS 1634+706,
RX J1634.4+7031, IRAS 16347+7037,
1AXG J163432+7031,
IRAS F16348+7037, [dML87] 699,
FBS 0908, [ATZ98] E037,
[VCV2001] J163429.0+703133, [VV96]
J163429.0+703133, 2E 3735, 2E
1634.9+7037, QSO 1634+7037, QSO
1634+706, [VV98] J163429.0+703133,
[WTW94] 1634+706, KHQ 187
[C9,S22], GSC 4423-1764 [P1]
Const : Dragon (DRA)
type : quasar
33
coordonnées (2000.0): 16h34m29.0s,
+70°31’33” [C10,P1]
Atlas: S3/U29/M1056
V= 14.3 [P1-B1.0], 14.6 [P1-A2.0],
14.66 [S21], 14.9 [C9,C10]
B= 15.27 [P1], 14.9 [P1,S21]
R= 14.4 [P1]
B-V= ≈1.0
ø= stellaire
commentaires : pas d’autre objet notable dans les parages sur une aire de
1° hormis quelques faibles quasars ou
amas de galaxies.
HISTORIQUE
Le préfixe “PG” employé pour cet objet
signifie “Palomar Green” et indique que
c’est R. F. GREEN de l'observatoire du
Mont Palomar (AZ, USA) qui a découvert cet objet lors d’une recherche systématique d’objets bleus faibles [S22]
publiée en 1983 [A2]. Depuis sa découverte, ce quasar a été régulièrement étudié et ses caractéristiques
sont maintenant bien établies.
Le redschift de PG1634+706 apparaît
constant dans toutes les sources,
autour de z=1.33 (1.334 [A1] ou 1.337
[C10,P1]), ce qui indiquerait une
distance de 11.4 milliards d’annéeslumière (AL) pour une constante de
Hubble valant 60km/s/Mpc [C10,S22]
(ou encore 8.9 milliards d’AL pour
Ho=75km/s/Mpc, valeur proche des
estimations actuelles).
dizaines d’AL à plusieurs centaines
d’AL) dans la galaxie hôte (de quelques microns à environ 500 microns)
et enfin une émission X “dure” venant
du tore interne du trou noir (effet
compton d’électrons chauds) [A2].
Sa magnitude absolue de -30.3
[C10,S22] en fait un objet extrêmement
brillant et le consensus actuel attribue
aux phénomènes de quasars une origine commune de trou noir galactique
au disque d’accrétion extrêmement
énergétique.
Image en rayon X de faible intensité du satellite
Chandra; © NASA/CfA/P.Green & al.
(http://chandra.harvard.edu/index.html)
Distribution d’énergie de quasars à grands
redshifts. La courbe foncée représente le spectre
observé de PG1634+706, les points clairs
représentent le spectre de quasar dont le redshift
moyen est de 4. Les distances sont indiqués avec
une constante de Hubble de 65km/sec/Mpc dans
un modèle cosmologique inflationnel standard.
Spectre de PG 1634+70 (Haas & al., 2000) [A2]
Le spectre des quasars est traditionnellement dominé par trois pics principaux : des pics UV et/ou X proches
attribués aux violents phénomènes locaux (de l’ordre de quelques annéeslumière) autour du disque d’accrétion
du supposé trou noir, une émission
thermique provenant de la poussière
plus ou moins éloignée (de quelques
34
Comme l’image précédente (couleur
d’origine rouge) le montre, les rayons
X de faible énergie de PG1634+706
s’en échappent assez facilement et il y
a donc peu de poussière dans la ligne
de visée : il s’agit là d’un quasar dit
“non-enveloppé”. En fait, la différence
avec un quasar enveloppé résulterait
simplement de l’angle d’observation
(http://chandra.harvard.edu/photo/cycl
e1/qso/more.html). D’après sa couleur
dans le lointain IR, un modeste taux de
poussière suffit à l’expliquer. Son taux
de couverture autour du noyau est de
seulement 35% [A6].
La brillance de PG1634+706 a permis
d’étudier dans son spectre la présence
d’objets absorbants situés sur la même
ligne de visée. Des raies d’absorption
du carbone, magnésium et oxygène
(CIV, MgII, OVI) ont été observées à
des redshifts compris entre 0.3 et 1
[A4,A5].
Le spectre X du quasar ne montre pas
de phénomène de réflection, ce qui
tendrait à prouver que le disque d’accrétion du trou noir est soit très fortement ionisé soit optiquement fin. Dans
les deux cas, l’émission se fait près de
la limite d’Eddington ce qui devrait provoquer une expansion du disque interne. De plus, aucun tore de matière moléculaire optiquement épais ne semble
proche de l’angle d’émission X [A3].
PG1634+706 est un quasar radiosilencieux (seulement 0.001 jansky à
6cm [P1]) qui ne montre pas d’émission CO [A7]. Ces quasars montrent
une émission à 60 microns laquelle décline vers 100 microns : c’est le signe
d’une émission thermique typique d’un
corps noir (poussières) soumis à des
températures dégradées de 600 à 30K
[A8].
Image X (0.1-2.4 keV) du satellite ROSAT
(© NASA, ROSAT, PSPC 2.0); champ=1°
Image en rayons X (0.5-2.0 keV) tirée du
ROSAT All-sky Survey (RASS3); © ROSAT
Data Archive (Max Planck Institut-MPE), 1991;
champ=1°
Image en rayon Gamma d’énergie supérieure à
100MeV du satellite Compton (© NASA,
EGRET, SkyView); tirée de Hartman & al.,
1999, The Third EGRET Source Catalog, ApJ
Supplement, 123, 79-202; champ=1°
Image rouge tirée du POSS de 1ère génération
(© AURA, DSS-STScI); champ=1°
35
Image infrarouge IRAS à 100 microns;
© NASA IPAC/Jet Propulsion Laboratory
(Wheelock, et al, 1991, IRAS Sky Survey Atlas
Explanatory Supplement); ch=1°
Image rouge tirée du POSS de 2nde génération
(© AURA, DSS-STScI); champ=15’
Image infrarouge IRAS à 25 microns; © NASA
IPAC/Jet Propulsion Laboratory (Wheelock, et
al, 1991, IRAS Sky Survey Atlas Explanatory
Supplement); ch=1°
Image infrarouge IRAS à 60 microns; © NASA
IPAC/Jet Propulsion Laboratory (Wheelock, et
al, 1991, IRAS Sky Survey Atlas Explanatory
Supplement); ch=1°
36
Image radiométrique de basse fréquence
(325 MHz); © NFRA/ASTRON, Leiden Obs.;
tirée de Rengelink et al., 1997, A&A Supp, 124,
p.259
Spectre X de PG1634+706 (© P. Nandra,
ASCA-SIS [A3])
Spectre UV de l'Astrophysics Data Facility
(©ADF/NASA;
http://adf.gsfc.nasa.gov/adf/adf.html)
REPÉRAGE
Visuellement, il faut localiser la zone
précise entre la Petite Ourse et le Dragon, quelque part à mi-chemin sur un
segment reliant Gamma UMI et Dzeta
DRA, un peu au NE. On pourra s’aider
de 15 DRA (V=4.95) et SAO 17062
(V=5.62), situées dans cette zone, que
l’on trouvera dans le chercheur. Ensui-
te, il faudra trouver, à 1.75° vers le
NNE le duo SAO 8553 (V=8.13) et
SAO 8552 (V=8.17) toujours au chercheur, puis à faible grossissement.
Ensuite, à 6’SE environ, on dénichera
GSC 4423-1470 (V≈13.0) et à exactement 1.6’SE se trouve le quasar.
Etant son donné son éclat, il faudra
employer un grossissement fort pour
les petits diamètres (ø<200mm) ou
moyen pour les grands diamètres. Aux
coordonnées, on partira par exemple
de Gamma UMI au bout de la “petite
louche” (V=3.0, 15h20m44s, +71°50’
02”) et on déplacera l’instrument de
1h13m45s vers l’E et 1°18’29” vers le
S.
Constellation du Dragon et champ de 5° (cercle central) typique d’un chercheur autour de PG1634+706; ©
Guide 8 [P1].
37
Champ de 5° typique d’un chercheur autour de PG1634+706; 1= 15 Dra (V=4.95), 2= SAO 17062
(V=5.62); © Guide 8 [P1].
Champ de 1° typique d’un grossissement faible autour de PG1634; 1= SAO 8553 (V=8.13), 2= SAO 8552
(V=8.17); © Guide 8 [P1].
38
Champ de 30' permettant d'affiner la recherche autour de PG1634+706; © Guide 8 [P1].
Voir aussi la carte de
champ de Guide8 p42.
étoile
B
V
R
3
7.900 17.000 16.609
16
6.700 16.100 15.768
19
9.500 18.300 17.595
23
7.700 16.600 15.906
24
7.600 17.200 16.996
(magnitude B,V,R obtenue d’après
le catalogue A2.0, R moyenné avec
les données HQM [S21])
39
SOURCES
Je n’ai trouvé aucune trace de PG1634
+706 dans mes sources hormis les
références [S]. C’est donc un objet peu
observé pour plusieurs raisons.
D’abord, les quasars dont l’aspect est
stellaire n’incitent pas les amateurs à
l’observation visuelle. Ensuite, sa magnitude proche comprise entre 14 et
15 en visuel ne le laisse qu’à la portée
d’optique suffisante, 150 à 200mm
semblant un minimum raisonnable.
Enfin, nul autre objet brillant dans les
environs ne vient enrichir le champ de
cet objet.
Ces conditions expliquent bien pourquoi PG1634+706 est peu dérangé…
Cela devrait motiver les observateurs
consciencieux : songez que ce quasar
n’a sans doute été observé que par
quelques rétines terriennes seulement ! Et pourtant, il se trouve à l’autre
bout de l’Univers…
OBSERVATEURS (CE)
Bertrand L AVILLE
Equipement :
Instrument : TSC Meade
LX200/254mm
Oculaires : Meade SWA 24.5mm,
Radian 10mm, Nagler 7mm
Conditions d'observation :
heure d'observation (UT) : 06 juin 2003
23:40 UT, durée 50 mn, hauteur :
63.9°, Chabottes (05), alt 1050m,
T8°C, Vent nul, hum~80%, T1.5, P1,
S2/254 2-3/363, lune éclairée 42%, se
couche à 02h10 HL, mvlonUMi~6.0
ZLyr6.5VI5DD. Le ciel est très beau,
mais pas exceptionnel, car il y a de
l'humidité. La turbulence est très bonne (Antares séparé).
40
B. Laville, TSC ∅254mm, x254, 07/06/2003,
Chabottes (05), alt 1050m, T=1.5, P=1, S=2
x105 : h=01h40, la lune est cachée par
les montagnes, mais pas encore sous
l'horizon 0 deg. mvlonZ~6.0. Le quasar
est déjà visible, VI5 !
x25 : le meilleur G pour une vue d'ensemble de la zone. La lune est couchée. Toutes les étoiles jusqu'à
m15.0V sont vues sans les connaître.
A*, m15.0V / A2.0 et 15.1V / B1.0, et
B*, m15.2V / A2.0 et m15.6V / B1.0,
sont vues VI5D, après avoir été reconnues sur Guide8. Le quasar est évident, VI3, bien sûr stellaire. Sa magnitude semble plus proche de 14.5 que
de 15.0v.
x363 : Le quasar est vu VI2-VI3 (>50%
du temps), sans aucune difficulté. Il est
reconnu dès la première seconde, dès
que je le cherche (en sachant où il
est), avec des glimpses de 4 ou 5 secondes. Mais aucune autre étoile supplémentaire n'est vue. En particulier,
C*, m15.5V / A2.0 et m15.6V / B1.0,et
D*, m15.9V / A2.0 et m16.2V / B1.0,
n'ont pas été vues, même après avoir
été reconnues sur Guide8. Beau couple optique à 8' en AP 300°, SAO
8553, m8.13V / SAO 8552, m8.17V.
Couple brillant, très large, équilibré, les
deux « jaune d'or ».
Fabrice MORA T
CG14 (TSC ∅=356mm), F/D=11.5,
Grossissements : 117x (pan. 35mm),
206x (Nag. 20mm). Le 06/05/2003
vers 23h45TU à Entremont (74), Alt.
830m.
Météo : P=1022 Hpa (), θ°= 11.4 °C,
H=63 %, Magvlimite(Umi) = 6.5
Turbulence : médiocre (S4),
Transparence : très bonne, h=63°
(hauteur/horizon)
F. Morat, CG14(TSC ø=356mm, F/D=11.5,
117-206x, T=2, S=4, le 06/05/2003 vers 23h45
TU à Entremont (74), alt. 830m.
Impressions visuelles et remarques :
aux limites de la Petite Ourse et du
Dragon, ce quasar se situe à environ 7’
d’un couple d’étoiles de magnitude 8
caractéristique (visible au chercheur).
La turbulence assez gênante cette nuit
là me pousse à faire les deux remarques suivantes :
1) le champ est parsemé de nombreuses autres étoiles (entre mag. 16 et 17)
soupçonnées car trop étalées par la
turbulence et donc non dessinées.
Elles auraient été certainement pointées sur le dessin par ciel pur stable et
à l’aide de grossissements supérieurs.
2) Le quasar m’est apparu légèrement
nébuleux par rapport aux étoiles
environnantes. Est-ce une erreur de
41
ma part ou le jeu des remous atmosphériques ? Voilà bien la preuve qu’un
dessin coté S4 reste toujours perfectible !
Yann POTH IER
TN ø445mm, F/4.5, 211-400x; T=1,
S=1, H=47°, La Clapière (05),
alt.1650m; 14/08/02, 22h30TU : «à
211 & 400x, facile à trouver grâce à la
carte de champ de Guide, objet
stellaire de m=14.5; vu de 74 (VI2) à
400x (VI1); étoile de m=13 à 1.5’ENE».
Y. POTHIER; TN ø445mm, F/4.5, 211-400x;
T=1, S=1, H=47°, La Clapière (05), alt.1650m;
14/08/02, 22h30TU;
CONCLUSION
PG1634+706 reste encore à tester
avec des télescopes de 200mm de
diamètre et en-dessous. Une image
avec un très grand diamètre sous un
ciel pur permettrait de confirmer ou
non l’impression de Fabrice Morat.
PROCHAINS DOSSIERS
PG1634+706 - DSS; © AURA, DSS-STScI; TS
ø1220mm, F/3, 45min. sur 103aE + filtre rouge
RP2444; Palomar Obs. (Californie, USA),
alt.2000m; 15/06/53, 07h18TU; champ=15’
Gamma AND
dans CE n°31 en Octobre 2003
Etoile double dans Andromède à
02h03m57s, +42°19’58”
NGC 2683
dans CE n°32 en Janvier 2004
Galaxie dans le Lynx à 08h52m41s,
+33°25’10”
Frosty Leo
dans CE n°33 en Avril 2004
Nébuleuse dans le Lion à
09h39m53.9s, +11°58’53”
NGC 6791
dans CE n°34 en Juillet 2004
Amas ouvert dans la Lyre à
19h20m53s, +37°47’26”
PG1634+706 – Carte de champ réalisée avec Guide8 par B. LAVILLE. Les magnitudes sont celles de
l'USNO A2.0 dans le rouge limitées à m16.0V. Les étoiles avec une croix X sont les étoiles de l'USNO B1.0
. Seules les plus proches du quasar ont été ajoutées.
42
RÉFÉRENCES
[A1] «Quasar evolution derived from the
Palomar bright quasar survey and other
complete quasar surveys», M. Schmidt,
RF. Green, Astrophysical Journal, part 1,
vol.269, June 15, p.352-374, 1983
[A2] «Quasars and Dust Emission at High
Redshifts», M. Camenzind & M. Thiele,
(http://www.lsw.uniheidelberg.de/~mcamenzi/QSRDust.html)
[A3] «X-ray spectra of two quasars at z>1», K.
Nandra & al., Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society, vol.276, #1,
p.1, 1995
[A4] «Predicting High-Resolution STIS Spectra
of Four Multiphase MgII Absorbers: A
Test of Photoionization Models», J.
Charlton & al., American Astronomical
Society, 195th AAS Meeting, #52.02;
Bulletin of the American Astronomical
Society, vol.31, p.1451, 1999
[A5] «Spectroscopy of Bright Quasars with the
Hubble Space Telescope and LymanAlpha Absorption Lines in the Redshift
Range 0.5 < Z < 1.7», CD. Impey & al.,
Astrophysical Journal, vol.463, p.473,
1996
[A6] «Near-Infrared Spectroscopy and a Search
for CO Emission in Three Extremely
Luminous IRAS Sources: IRAS
F09105+4108, IRAS F15307+3252, and
PG 1634+706», AS. Evans & al., The
Astrophysical Journal, vol.506, n°1,
pp.205-221, 1998
[A7] «Detection of CO Emission at Z = 2.64
from the Lensed Quasar MG0414+0534»,
R. Barvainis & al., American
Astronomical Society, 191st AAS
Meeting, #103.02; Bulletin of the
American Astronomical Society, vol.29,
p.1372, 1997
[A8] «On the Far-Infrared Emission of
Quasars», M. Haas & al., Astrophysical
Journal Letters, vol.503, p.L109, 1998
[C1] «The Deep Sky Field Guide to
Uranometria 2000.0», M. Cragin, J.
Lucyk & B. Rappaport, éd. WillmannBell (USA), 1993, carte 29
[C9] «NASA/IPAC Extragalactic Database»,
NASA (USA), 2002
(nedwww.ipac.caltech.edu)
43
[C10] «Catalogue of BL Lac objects and
Quasars», W. Steinicke (www.klimaluft.de/steinicke)
[P1] «Guide 8.0», logiciel DOS/Windows, éd.
Project Pluto (USA), 2002
[P2] «BT-Atlas», C. Buil & E. Thouvenot, éd.
Société d’Astronomie Populaire (FRA),
logiciel dos/Windows, 1996.
[P3] «Megastar 4.0.28», logiciel Windows, éd.
ELB Software (USA), 1998
[S1] «Digitized Sky Survey» du Space
Telescope Science Institute (STScI-USA)
(stdatu.stsci.edu/cgi-bin/dss_form).
[S4] site Internet de Jere Kähanpää
(www.helsinki.fi/~jkahanpa/drawings.ht
ml)
[S15] site Internet de l’Internet Amateur
Astronomers Catalog ou netastrocatalog,
Lew Gramer, (www.visualdeepsky.org)
[S17] site Internet SkyView de la NASA
(skyview.gsfc.nasa.gov/skyview.html)
[S21] site internet HQM (Hamburg Quasar
Monitoring) (http://www.hs.unihamburg.de/DE/Ins/Per/Schramm/jschra
mm/hqm98/hqm-objects.html)
[S22] «Quasar-Beobachtertreffen in Darmstadt
und einige interessante QSOs», W.
Steinicke
(http://www.klimaluft.de/steinicke/Artikel/darmst/darmst.ht
m)
[T1] «Uranometria 2000.0, vol.1», W. Tirion, B.
Rappaport, G. Lovi, éd. Willmann-Bell
(USA), 1987, carte 29
[T2] «Millenium Star Atlas», R. Sinnott & M.
Perryman, éd. ESA-Sky Publishing
(USA), 1997, carte 1056
[T3] «Sky Atlas 2000.0», W. Tirion, éd. Sky
Publishing Corp. (USA), 1981, p.3
Lectures…
Deep Sky Observing
The Astronomical Tourist
Steven R.COE
Éd. SPRINGER,
Londres, 2000
384 pages,
en anglais
Broché, N&B,
15,5 x 23,5 cm
Environ 223 F
soit 34 Euros
Parmi l’extensible collection de Patrick
Moore (« Patrick Moore Astronomical
Series »), cet ouvrage est de loin le
plus intéressant pour le lecteur de CE.
Je ne présente plus l’auteur, cet astronome amateur américain, qui, comme
nous, est passionné de dessin DeepSky. Il faut reconnaître que l’instrument
principal de Steve Coe a de quoi en
imposer sur le terrain. En page 2, l’auteur pose en effet à côté de son TN
330 fait «maison», monté sur une robuste monture équatoriale. Steve Coe,
solidement charpenté, a réalisé là un
instrument à son échelle ! Puis il nous
livre son évolution instrumentale : son
premier TN 203 sur monture équatoriale suivi de son gros Dobson de
445mm avant de se rabattre sur l’instrument décrit ci-dessus. Il est intéressant de constater qu’il a privilégié une
certaine qualité de suivi à la fièvre du
diamètre instrumental.
Les 80 premières pages peuvent s’intituler : « comment bien préparer sa
séance d’observation du Ciel Profond », car les sujets suivants sont
abordés : sites d’observation, condi-
44
tions météo, comment s’habiller, méthodes de recherche, accessoires
(oculaires, filtres, matériel de dessin…), atlas, logiciels informatiques, …
Ce qui semble être des banalités est
en fait le fruit de ses 20 années de terrain. La lecture, ainsi, est loin d’être
ennuyeuse.
L’auteur rappelle utilement toute l’importance d’adjoindre des notes précises à son dessin. Il utilise les abréviations NGC d’Herschel pour gagner du
temps. Pour ceux qui ne possè-dent
pas le RNGC 2000, la liste complète figure page 49 : par exemple, l’abréviation « rr » veut dire « en partie résolu » et le point d’exclamation désigne
un objet remarquable. On trouvera
aussi l’échelle de cotation de transparence (sur 10 degrés) utilisée par les
membres de son club ainsi que l’échelle de Pickering (sur 10 degrés également) pour coter le niveau de turbulence. Mais ce qui attire immédiatement le
lecteur, ce sont les nombreuses fiches
d’observations (dessins + notes + photographie) classées par famille d’objets : 16 galaxies, 9 amas de galaxies,
12 nébuleuses à émission, 1 nébuleuse à réflexion, 10 nébuleuses obscures, 7 restes de Supernovae, 15 nébuleuses planétaires, 15 amas ouverts,
14 amas globulaires, … soit une centaine d’objets du ciel dont très peu
d’objets Messier, une fois n’est pas
coutume !
Les dessins associés sont pour la
plupart réalisés au 13", mais parfois
aussi au 17.5" et au 36" ! Ils sont de
bonne qualité, en négatif (reproduction), et bien documentés (l’échelle et
l’orientation sont présentes). Des
cartes de situation générale existent
pour chaque objet et devraient être exploitables sous un bon ciel. De plus,
Steve Coe nous propose 16 astres
diffus à observer aux J11x80. Pas de
dessin pour ces derniers, des notes
uniquement. Il nous expose aussi une
liste de 57 objets-phares, classés par
constellation, à observer pendant les
star-party.
Utile pour ceux qui disposent de peu
de ressources documentaires :
- un tableau des 32 amas de galaxies
« Abell » les plus proches de nous.
- la classification de VV (VorontsovVelyaminov) pour les NP.
- la classification de Trumpler pour les
amas ouverts.
bientôt lui emboîteront le pas : aux
RAPs 2003, Laurent Ferrero nous a
présenté la maquette de son futur guide prometteur qui reste dans le même
état d’esprit ; une façon en soi de rattraper le retard français.
NB : tous ceux qui ont ou vont acheter
ce livre feront une bonne action puisque Steve Coe dit en substance que
les bénéfices recueillis lui permettront
d’acquérir l’excellent Panoptic 35mm
qui manque à sa collection !
Une liste particulière de 110 objets
Deep-Sky supplémentaires qui représentent un challenge pour l’observateur, classés par constellation. Des
notes très succinctes résument bien
l’objet. Beaucoup ont déjà été étudiés
dans CE. Peut-être que Yann y puise
là son inspiration pour « l’objet du trimestre » à étudier. On retrouve par
exemple : Leo I, Mrk 205, Mi 1-92, JE1, le Quintette de Stephan. J’insiste
particulièrment sur cet inventaire qui
réserve de belles surprises et permet
de sortir des sentiers battus.
Aucun index ne figure dans ce livre.
Mais ce n’est pas un inconvénient à
proprement parler puisque la recherche des objets est facilitée par le classement croissant en ascension droite
pour chaque famille d’objets. Et comme la plupart des objets choisis par
l’auteur sont des NGC, on les retrouvera ordonnés avec leur numéro croissant.
Steve Coe a réalisé le rêve de tout
amateur de Ciel Profond, celui de
produire son propre recueil de dessins
et de notes d’observation. En France, il
existe assez peu d’ouvrages de cette
sorte. Signalons tout de même l’excellent manuel de Jean-Raphaël Gilis dédié aux petits instruments. D’autres
45
Observations de Patrick
Jablonski
Patrick Jablonski met a la dispostition
de tous les internautes ses descriptions, et parfois dessins, d'objets du
ciel profond. Ces observations ont été
faites à la campagne, avec sa lunette
achromatique 102/500.
A ce jour, une trentaine d'objets
messiers et une dizaines d'objets issus
d'autres catalogues ont été décrits.
Pour plus de détails, consultez son
site :
http://astrosurf.com/observation
Vérification des PSG
L a ur en t F ERR ERO
La Dragonette, route de
Fenestrelles
13400 AUBAGNE
[email protected]
m
Quelques ciel-extrémistes m’ont demandé quels sont les critères utilisés
par les professionnels comme Bruno
Alessi pour étudier les groupes d’étoiles et définir si il s’agit d’amas ou non.
J’y avais répondu en partie dans un
précédent article mais cette fois-ci j’ai
les documents qu’Alessi m’a envoyé
comme illustration. Les deux graphiques qui suivent concernent l’étude de
l’un de mes PSG qu’Alessi a baptisé
Ferrero 1 car, comme vous pourrez le
constater, il y a de bonnes chances
qu’il s’agisse d’un vrai amas.
Pour ceux qui ne sont pas sur la liste
Yahoo ! de CE les PSG sont des Possible Star Group, une nouvelle nomenclature inventée par Yann (on sent
bien d'ailleurs la fibre parisienne… les
footeux comprendront) pour désigner
les ANR. Ferrero 1 est PSG Ferrero
1820-32 situé dans le Sagittaire aux
coordonnées suivantes : 18h20m15s
et -32°21’. Il mesure près de 10’ et les
plus brillantes de ses composantes
(8,3 à 9,3m) présentent des types
spectraux B8 ou B9.
Venons-en aux graphiques. Le premier
croise la magnitude visuelle avec l’indice de couleur B-V. Le but c’est d’y voir
apparaître une séquence, comme pour
Ferrero 1. Cette séquence démontre le
lien entre les étoiles du champ en apportant la preuve qu’elles sont à la même distance. Dans un amas, on trouve
une séquence car toutes les étoiles ne
46
PSG Ferrero 1820-32, (= Ferrero1), L. Ferrero,
L60/355 mm, G=27x, S=3, T=2,5, P=3, le
20/06/03 à 02h00 HL depuis Aubagne (13)
présentent pas le même spectre, contrairement à ce que l’on croit bien souvent. Il faut savoir que les étoiles évoluent différemment en fonction de leur
masse originelle et que certaines évoluent plus vite que d’autres.
Les étoiles les plus jeunes (type spectraux O ou B) ont un indice de couleur
B-V négatif, les étoiles blanches de
type A ont un indice proche de 0, et les
autres présentent un indice positif. Les
plus vieilles (étoiles rouges) arborent
un indice de couleur supérieur à 1.
Si plusieurs étoiles présentent le même type spectral (donc le même indice
de couleur) et qu’elles se trouvent à la
même distance, elles présenteront
chacune une magnitude visuelle assez
proche, car elles ont les mêmes caractéristiques physiques et dégagent la
même énergie. Si quelques étoiles présentent le même indice de couleur
mais qu’elles ont des magnitudes visuelles très différentes, cela veut dire
qu’elles ne sont pas à la même distance, et elles ne formeront pas une séquence sur votre diagramme. Voilà en
gros comment on interprète ce diagramme.
Le second graphique concerne les
mouvements apparents des étoiles. Ce
graphique tend à démontrer que le
groupe d’étoile se déplace en suivant
un courant stellaire. Si un groupe
d’étoile se déplace à la même vitesse
et dans la même direction on pourra en
déduire qu’elles présentent un lien
physique. Dans le graphique cela se
traduit par un regroupement. Pour Ferrero 1 c’est d’ailleurs assez apparent.
Sur les deux axes on peut lire
« PMDE » et « PMRA », cela correspond aux mouvements propres en
déclinaison et en ascension droite en
milliarcsecondes par an. Lorsque les
étoiles n’ont rien à voir les unes avec
47
les autres en général, on se retrouve
avec des points répartis aléatoirement
dans le graphique.
Voilà deux graphiques qui peuvent être
réalisés facilement sous Excel par des
amateurs disposant des données des
catalogues Tycho 2 (disponible dans
Guide 8) ou USNO 2. Je pense qu’il
est important d’essayer de les faire
avant de proposer un PSG aux professionnels car avec ces graphiques, ils
peuvent voir de suite s’il y a matière à
approfondir les recherches comme
c’est le cas pour Ferrero 1 en ce moment ou si ce n’est pas la peine de
poursuivre les investigations.
PSG Ferrero 1820-32, (= Ferrero1), © Guide8.
PSG Ferrero 1820-32, (= Ferrero1), © DSS.
CIEL EXTREME
N°30 - Juillet 2003
Sommaire
Les Dentelles du Cygne au filtre LP 2 - Ph. ROUX ........................3
Trois champs profonds …- F. MORAT. ........................................6
Observations en périphérie lyonnaise - Ph. LAURENT, C. PEGUET .8
Compte rendu : NGC 6888 - J. VINCENT .................................... 12
La saga de la vision 2-1 - Y. POTHIER ......................................... 12
Des spires dans un 110mm - R. TOPLER.....................................22
Ciel profond de printemps en région parisienne - C. BAZIN. ....26
Galaxies australes : l'amas du Fourneau - X. CAMER ................ 27
Dossier spécial: PG 1634+706 - COLLECTIF ..............................33
Lectures…- F. MORAT ................................................................ 44
Les observations de P. Jablonski - JR. GILIS ............................45
Vérification des PSG - L. FERRERO .............................................46
Ciel Extrême
Fondateur : Yann POTHIER
Compilateur / pagineur : Jean-Raphaël GILIS
 /  .... 33, rue des Bourdonnais - 75001 PARIS
 .......... 01-42-33-52-84
 ........ e-mail : [email protected]
.............. site : http://astrosurf.com/cielextreme
groupe : http://fr.groups.yahoo.com/group/cielextreme
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